Fagstoff

Hovedtrekkene i stjernenes utvikling

Publisert: 05.10.2010, Oppdatert: 17.10.2013
  • Innbygg
  • Enkel visning
  • Lytt til tekst
  • Skriv ut

Stjerner forandrer seg lite fra år til år, men over lange tidsrom (> 106 år) kan det være store forandringer. Også stjerner fødes og dør. Vi vil i det følgende kort omtale hovedtrekkene i stjerners livsløp, karakterisert ved de fire hovedfaser: fødsel, hovedseriefasen, kjempestjernefasen og sluttfasen.

Stjerner fødes

Stjernenes livsløp er avhengig av massen. mStjernenes livsløp
Opphavsmann: Narom

Stjernenes livsløp er avhengig av massen. ms er solas masse.

 

Det interstellare rommet er så tomt at partikkeltettheten er mindre enn i et høyvakuum laboratorium på jorda. Fordi verdensrommet er så stort finnes det enorme mengder støv og gass mellom stjernene. Materien påvirker lyset som passerer gjennom og inneholder nok stoff til å danne nye stjerner. Spektralanalyse viser at støvet inneholder karbon, men ellers vet man lite om den kjemiske sammensetningen. Kun ca. 10 % av interstellar materie er støv, resten er gass. Gassen er dominert av hydrogen, men også helium og noen andre gasser er påvist. Man regner med at hele universet består av ca. 74 % hydrogen og 24 % helium.

Spiralgalaksen M33Venstre bilde viser Spiralgalaksen M33 sett fra Mount Palomar Observatoriet i California. I den ene armen til spiralen er tåken NGC 604 som er et område der stjerner fødes. Det høyre bildet er tatt av Hubble Space Telescope i 1995 fra det stjernedannende området i tåken NGC 604. Fortetningen av gassene har ført til at temperaturen i dette området har kommet opp til 10 000 K.
Opphavsmann: NASA

Tettheten i kosmos varierer. I interstellare skyer er tettheten ca. 106 partikler per m3. Dette er meget lav sammenlignet med jordatmosfæren ved havnivå, som har ca. 2 · 1025 molekyler per m3. I det store univers kan tettheten i begrensede områder av en interstellar gassky øke enormt – opptil en million ganger. Slike fortetninger kalles tåker. At gasser og støv fortetter seg er en vanlig kosmisk prosess. Selv om også tettheten i tåker er liten, er tåkene så store (diameter mange titalls lysår) at de utgjør gigantiske gassansamlinger. Store tåker kan inneholde en masse tilsvarende 1 million ganger solmassen ( mS ). Til å begynne med er temperaturen i tåken lav, bare ca. 10 K. Et eksempel på en tåke er vist i Spiralgalaksen M33.

Gravitasjonskreftene fører til at tåken begynner å trekke seg sammen og får etter hvert kuleform. Sammentrekningen frigjør energi som fører til temperaturstigning. Massen i sentrum blir stadig større, tettere og varmere. Etter hvert vil bare en liten del av strålingen slippe ut som varmestråling, det meste av strålingen blokkeres av de ytre lag, som trekkes sakte inn mot senteret. En protonstjerne er blitt dannet. Den kan observeres som en liten infrarød kilde. Hvor lenge denne fasen varer er avhengig av massen. (Se figuren.)

Sammentrekningen og temperaturøkningen fortsetter. Når temperaturen i sentrale deler av gasskulen når ca.  K starter kjernereaksjonen, der helium dannes ved fusjon av hydrogen, som på sola. En stjerne er født.

Stjerneutvikling i et H-R-diagram

H-R-diagram
Opphavsmann: NAROM

Dette H-R diagrammet viser utviklingen fra protostjerner til hovedseriestjerner. Når massen er liten vil fasen som protostjerne vare lengst. En protostjerne med solas masse tilbringer ca. 30 millioner år i denne fasen, mens en protostjerne med 15 ms trenger bare ca. 150 000 år til temperaturen er høy nok for at kjernereaksjonen starter.

 

Stabile stjerner

Fusjon i stjernerFusjon i stjernerFusjon av hydrogen til helium i sentrum av hovedseriestjerner kan skje på to måter. Nettoreaksjonen er i begge tilfellene at 4 hydrogenkjerner danner en heliumkjerne a) Proton-proton-kjeden som er fusjonsprosessen i stjerner med masse <1,5 ms. b) Karbonsyklus som dominerer i stjerner med masse ≥1,5 ms.

 

Den nye stjernen, hvor energiproduksjonen ved fusjon har kommet i gang, ligger på hovedserien i H-R-diagrammet. Her vil den tilbringe det meste av sitt liv. Massen er avgjørende for hvor på hovedserien den ligger. Jo større masse den har desto høyere plotter stjernen i diagrammet. I sentrum av en hovedseriestjerne dannes kontinuerlig helium ved fusjon av hydrogen. Det som skjer på sola, skjer ved proton-proton-kjeden. I stjerner som har masse mer enn 1,5 mS skjer det ved karbon-syklusen, som vist i figuren. Nettoreaksjonen i begge prosessene er at 4 hydrogenkjerner blir til et helium atom Når hydrogenet i stjernens sentrum er brukt opp ender livet på hovedserien.

I en protostjerne med mindre enn ca. 0,08 mS vil fortetningen ikke kunne frigi nok energi til å starte kjernereaksjoner. Slike protostjerner blir aldri hovedseriestjerner. De ender opp som kalde, brune dverger. Når de har avgitt varmen som sammentrekningen førte til, ender de til slutt som svarte dverger. De sender ikke ut noe stråling.

En protostjerne med > 100 mS vil ikke bli en hovedseriestjerne. Først kollapser den og så frigjør den så mye energi at den blir sprengt. Likevekt mellom sammentrekning og utvidelse vil den ikke oppnå.

Stjerner dør

Ca. 90 % av sin levetid tilbringer stjernene på hovedserien i H-R-diagrammet. Levetiden til en stjerne er avhengig av massen. En stjerne med stor masse forbruker mye hydrogen til fusjon og vil relativt fort bruke opp brenselet. En stjerne med 30 mS vil leve ca. 2 millioner år på hovedserien, en stjerne med 4 mS ca. 300 millioner år og en stjerne som sola vil ha en levetid på ca. 10 milliarder år. Sola har omtrent halve sin levetid bak seg. Forholdet mellom levetid og masse er illustrert i figuren under.

Levetid for stjernerLevetid for stjerner på hovedserien avhengig av deres masse. Massen er angitt i forhold til solmassen.
Opphavsmann: Narom

Kjempestjerner

 

Den planetariske tåken Ring Nebula M57 fotografert av Hubble Space Telescope. I sentrum sees den døende stjernen som har en temperatur på 120 000 °C og varmer opp gassene omkring med sin ultrafiolette stråling. Fargene er kunstige, men tilsvarer omtrent de naturlige fargene. Ulike farger betyr ulik temperatur. Tåken er ca. 1 lysår i diameter og har en avstand på ca. 2000 lysår fra oss. Den planetariske tåken Ring Nebula M57 fotografert av Hubble Space Telescope. I sentrum sees den døende stjernen som har en temperatur på 120 000 °C og varmer opp gassene omkring med sin ultrafiolette stråling. Fargene er kunstige, men tilsvarer omtrent de naturlige fargene. Ulike farger betyr ulik temperatur. Tåken er ca. 1 lysår i diameter og har en avstand på ca. 2000 lysår fra oss.
Opphavsmann: NASA

 

 

Alle stjerner, uavhengig av massen, gjennomgår den samme innledende “aldringsprosess”. Når det er mangel på hydrogen i sentrum vil gravitasjonskraften dominere over utvidelseskraften og stjernen trekker seg sammen. Da forlater stjernen hovedserien, idet den stråler med høyere effekt og lavere temperatur. Sammentrekningen frigjør potensiell energi, som for protostjernene. Denne energi setter i gang fusjon i et lag lenger ute. Energiproduksjonen er så stor at stjernen ekspanderer og blir til en kjempestjerne. Når en gass utvides fører det til avkjøling. Derfor blir fargen rød. Når sola blir til en rød kjempe om ca. fem milliarder år vil den bli så stor at den vil sluke jorda. Siden volumet vil øke så enormt vil overflatetemperaturen avta til tross for en høyere energiproduksjon. I stjernens sentrum kan temperaturen bli så høy at fusjon av helium til tyngre grunnstoffer kan begynne. Ved 108 K dannes karbon ved fusjon av heliumatomer. I sluttstadiet til en kjempestjerne vil fusjonen i ytre lag skape så stort trykk at overflatelagene sprenges bort og danner en planetarisk tåke, se figuren under. Når kjernereaksjonene slutter vil det som er igjen av stjernen ende opp som en hvit dverg/svart dverg, nøytronstjerne eller svart hull. Vi skal kort omtale disse gruppene.

Hvite og svarte dverger

Stjerner med masse opptil ca. 6 mS ender opp som hvite dverger. Når kjernereaksjonene til slutt stopper, vil gravitasjonen presse stjernen mer og mer sammen til en massetetthet på omlag 109 kg/m3. (Om sola ble presset sammen til en så høy tetthet, ville den bli på størrelse med jorda). Hvite dverger produserer ikke energi. Deres høye temperatur skyldes restvarmen etter fusjon og kontraksjon. De kjøles sakte ned, og etter milliarder av år ender de opp som svarte dverger. Svarte dverger er ikke blitt observert. Dette kan skyldes både at de er små og ikke sender ut noe stråling. Men det er også mulig at universet er for ungt slik at ingen hvite dverger har hatt nok tid til å avkjøles helt.

Fra rød superkjempe til supernova

Hovedseriestjerner med ca. 6 mS utvikler seg til røde superkjemper når de forlater hovedserien.

Supernova 1987ASupernova 1987A omgitt av tre mystiske ringer av glødende gass. Bildet er tatt av Hubble Space Telescope i synlig lys (H
Opphavsmann: NASA

 

Fusjonen i stjernens sentrum fortsetter også etter at karbon er blitt dannet. Enda tyngre grunnstoffer dannes, blant annet jern. (Jern er det grunnstoffet som har lavest masse per nukleon.) Jern er det tyngste grunnstoffet som frigjør energi ved fusjon. Når energiproduksjon ved fusjon tar slutt, vil gravitasjonen dominere. Senteret til superkjempen kollapser og sammentrekningen frigjør så mye energi at også tyngre grunnstoffer enn jern dannes ved fusjon. Samtidig oppstår en voldsom sjokkbølge som sprenger vekk mesteparten av stjernemassen. Denne stjerneeksplosjonen kalles en supernova. Navnet nova, som betyr ny, skyldes at stjernen ikke ble oppdaget før eksplosjonen. På et døgn kan en supernova stråle ut mer energi enn sola på millioner av år.

I 1987 oppdaget astronomene en supernova i den store Magellanske Sky, ca. 160 000 lysår fra oss. Den var synlig med det blotte øye. For første gang ble en supernova studert med moderne måleinstrumenter. Bare noen ytterst få supernovaer er sett. Dette skyldes at de aller fleste er gjemt i store støv- og gasskyer. Det var en blå superkjempe som eksploderte den 23. februar 1987. Man tror at ca. 5 mS ble slynget ut med en fart på mange tusen kilometer per sekund. I tillegg mener forskerne at mesteparten av den frigjorte gravitasjonsenergien ble sendt ut som nøytrinoer. Figuren viser et bilde tatt fra Hubble Space Telescope av denne supernovaeksplosjonen.

Nøytronstjerner og pulsarer

Sammentrekningen som utløser supernovaeksplosjoner skaper så ekstreme krefter at elektroner presses inn i atomkjernene. Der smelter de sammen med protonene og danner nøytroner. Derfor har denne restmassen som stammer fra senteret til supernovaer fått betegnelsen nøytronstjerne. Nøytronene roterer om sin egen akse og beveger seg med stor fart inne i stjernen. Magnetfeltet rundt nøytronstjernen øker fordi feltet følger med i sammentrekkingen. Derfor har nøytronstjernene et ufattelig sterkt magnetfelt, i størrelsesorden 108 T.

De fleste nøytronstjerner roterer hurtig, opptil flere hundre omdreininger per sekund. Magnetfelt roterer med. Dette fører til store elektronhastigheter og en laserliknende stråling gjennom to kjegler, en langs hver magnetpol. Hver gang denne strålingen treffer jorda kan vi registrere en kortvarig puls. En roterende nøytronstjerne kalles derfor en pulsar. Den første pulsaren ble oppdaget i 1967. I dag er flere hundre slike objekter kartlagt.

You are missing some Flash content that should appear here! Perhaps your browser cannot display it, or maybe it did not initialise correctly. Download player
Prinsippet for en pulsar
Opphavsmann: Narom

Prinsippet for en pulsar. Langs magnetfeltaksen sendes det ut laserliknende stråler. Rotasjons- og stråleretningen er ulike. Strålene sveiper gjennom rommet, som lyset fra et fyrtårn. Hver gang strålen peker mot jorda, mottar vi en strålingspuls.

Svarte hull

Er den kompakte restmassen etter en supernovaeksplosjon større enn ca. 3 solmasser dannes det et svart hull. Svarte hull er meget spesielle objekter hvor klassisk mekanikk ikke kan anvendes. Einsteins generelle relativitetsteori må taes i bruk. Tyngdekraften er så dominerende at massen til et svart hull er konsentrert i tilnærmet et punkt med enorm massetetthet. Unnslipningsfarten for et svart hull er større enn lyshastigheten. Det betyr at ikke engang lys slipper ut. Derfor er disse objektene svarte. Radius til en kule rundt det svarte hullet kalles Schwarzschild-radius (RS) eller kritisk radius.

Svart hullIllustrasjon av et svart hull. Tyngdekraften fra det svarte hullet suger gassene fra en stjerne i nærheten til seg. Det oppstår en spiralbevegelse inn mot det svarte hullet omtrent som vann renner ned i et sluk. Når gassen nærmer seg grensen til det svarte hullet – dvs. den kritiske radius - observerer man en kraftig rødforskyvning. Når gassen krysser grensen til det svarte hull slukes ikke bare gassen, men også lyset.
Opphavsmann: NASA

 

Vi har tidligere funnet følgende formel for unnslipningsfart:

 

$$v = \sqrt{2 \gamma \frac{M}{r}}$$


Ved den kritiske radius der unnslipningsfarten er lik lyshastigheten får vi følgende formel:

 

$$R_S = r \gamma \cdot \frac{M}{c^2}$$


der γ er gravitasjonskonstanten (γ = 6,67 · 10-11 m3/kg s2), M: massen til det svarte hull, c = 3 · 108 m/s. Setter vi inn 3 mS (6 · 1030 kg) for massen til det svarte hullet, blir den kritiske radius ca. 9 km.

Svarte hull kan bare observeres indirekte gjennom det ekstremt sterke gravitasjonsfeltet. Et legeme i nærheten av et svart hull vil bli trukket mot hullet med stor kraft.

På 1960-tallet observerte man en blå superkjempe i stjernebilde Cygnus. Dopplereffekten viste at den hadde en omløpstid på ca. 6 dager rundt et annet legeme. Beregninger viste at det andre objektet måtte ha en masse på mer enn 3 mS. Men det andre himmellegeme var usynlig. Man tolker det som et svart hull. Også observasjon av røntgenstråling fra stjernen støtter tolkningen som et svart hull. Materiale vil bli trukket ut av superkjempen og vil bevege seg i spiralbane inn mot det svarte hullet. Til slutt, før partiklene forsvinner helt i det svarte hullet, opplever man en sterk rødforskyvning i spekteret som illustrert i figuren. Denne forskyvningen mot rødt skyldes den sterke gravitasjonen som gjør at tiden går saktere. Dette hadde forskerne forutsagt da de på 1930-tallet la fram sin teori om eksistensen av svarte hull.